RIMAE SIRSALIS
Nieves del Río, José Castillo, Eduardo Adarve, Jorge Arranz y Alberto Martos del Grupo de Estudios Lunares “Enrique Silva”.
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INTRODUCCIÓN
Rimae Sirsalis es un sistema de grietas que comprende dos estructuras de esta clase, Rima Sirsalis y Rima Sirsalis I, siendo la primera mucho más larga y mucho más perceptible que la segunda. Pertenecen a la clase de grietas rectas, cuyo aspecto es diferente del aspecto de las grietas circulares que bordean las cuencas de las grandes estructuras de impacto.
Lo que tiene de particular este sistema, para que haya merecido figurar como objetivo 1 en el apartado “Call for Observations 2”, del boletín TLO 3 de ALPO 4, son sus dos características principales: siendo Rima Sirsalis la grieta más larga existente en la cara cislunar (la visible), está situada en una región cuyo suelo es geológicamente distinto de la naturaleza de suelos por los que discurren en general las grietas lunares.
En efecto, las grietas lunares (llamadas en latín rimae ) son siempre estructuras volcánicas, generalmente túneles de lava cuyo techo se ha desplomado, o surcos por los cuales fluyó la lava en su día, en favor de la pendiente del suelo. Por esta razón, se las encuentra siempre sobre terrenos magmáticos, como los maria (plural de mare ), los sini (plural de sinus ), los laci (plural de lacus ), o los paludes (plural de palus ), o sea sobre los “mares”, las “bahías”, los “lagos” o las “marismas” lunares. Como ejemplos de esta condición se puede citar a Rimae Hypatia, situada en el Mare Tranquillitatis, a Rima Oppolzer, en Sinus Medii, a Rimae Bürg y Rimae Daniell, en Lacus Mortis y Lacus Somniorum, respectivamente y Rima Hesiodus en Palus Epidemiarum.
Pero el sistema Rimae Sirsalis no se encuentra asentado sobre alguna zona de esa clase, sino sobre las terrae , o “tierras altas”, que constituyen los suelos más antiguos (4,5 millares de millones de años) de la superficie lunar, cuya formación es muy anterior a la de los episodios volcánicos (entre 3,8 y 3,2 millares de millones de años) que rellenaron de lava las cuencas de impacto, que se habían formado durante la debatida “época cataclísmica” del Sistema Solar. Por tanto, no parece probable que su origen pueda ser volcánico.
La alternativa es que el origen de Rimae Sirsalis sea tectónico. Ahora bien, siendo la Luna un astro geológicamente “casi” muerto y carente de placas tectónicas (mejor dicho, constituyendo toda la superficie lunar una única placa tectónica), no puede atribuirse su origen a movimientos tectónicos horizontales. En la Luna, los únicos movimientos tectónicos de naturaleza endógena posibles, son los verticales, producidos por isostasia (equilibrio de presiones) debida al enfriamiento del astro. Estos movimientos, detectados recientemente por la cámara del satélite LRO 5, han originado fallas de encabalgamiento (thrust faults) sobre terrenos situados en latitudes boreales altas (>60º N) de la superficie lunar 6. Pero estas estructuras tectónicas de origen endógeno no afectan a la latitud media (15º S) de las Rimae Sirsalis, ni han producido estructuras geológicas morfológicamente similares a ellas.
1 Focus On 2 “Propuesta de observación” 3 The Lunar Observer. 4 Association of Lunar and Planetary Observers 5 Lunar Reconnaissance Orbiter. 6 http://lunarnetworks.blogspot.com.es/2010/08/incredible-shrinking-moon.html
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Queda por considerar la posibilidad de que su origen sea tectónico de naturaleza exógena, es decir que fuera una estructura de impacto de segundo orden. En este caso Rimae Sirsalis constituiría una fosa tectónica producida como resultado de un impacto próximo, capaz de desarrollar la energía necesaria para excavar una gran estructura circular, como una cuenca o un gran circo. Bajo esa inmensa cantidad de energía mecánica 7, la onda de choque que sacudiera el suelo lunar circundante, bien podría haber provocado una resquebrajadura del tamaño de la grieta que nos ocupa.
La observación telescópica de la Luna ofrece algunos ejemplos elocuentes, quizá bien conocidos del lector, de fallas tectónicas originadas como subproducto de la excavación de una gran estructura de impacto. Como ejemplos de esta condición se puede citar a la grieta más conocida, Vallis Alpina, una fosa tectónica de 180 Km de longitud por 3000 m de anchura, que surgió tras la monstruosa explosión que excavó la cuenca del Mare Imbrium. También son tectónicas Rima Ariadaeus y Rima Hyginus, situadas entre el Mare Vaporum y Sinus Medii. La característica geológica que nos autoriza a adjudicar el origen de una estructura tectónica longitudinal a la formación de otra circular, es su posición radial con respecto a ella: en efecto, tanto Vallis Alpina, como Rima Ariadaeus y Rima Hyginus, apuntan ortográficamente (siguiendo un círculo máximo) al centro de la cuenca del Mare Imbrium.
¿Puede ser Rimae Sirsalis una fosa tectónica bifurcada? Para dar una respuesta afirmativa tendríamos que identificar previamente la gran estructura de impacto capaz de haberla producido. Para ello, empezaremos por visualizar la zona por la que se extienden ambas grietas en la foto 1, en la que se ve que hay dos cuencas de impacto candidatas, la del Oceanus Procellarum y la del Mare Orientale (invisible en la foto).
Como puede deducirse al mirar la foto, se trata de una región muy occidental de la cara visible, cuya visibilidad al telescopio está siempre afectada por la oblicuidad de la posición, razón por la cual se debe aprovechar las condiciones de libración en longitud negativa, tanto para la observación visual, como para la fotografía. En la foto 1, tomada el 15 de Marzo de 2014, la libración en longitud 8 era sólo ligeramente favorable, -3º.
En la foto 2, tomada el mismo día interponiendo una lente Barlow x2, se identifica las principales estructuras de impacto que salpican la zona de interés, así como una estructura volcánica, Lacus Aestatis. Esta fotografía ilustra la dificultad de asignar origen volcánico al sistema de Rimae Sirsalis, por cuanto la gran mayoría de las estructuras visibles en la zona son de impacto (tectónicas exógenas) y solamente el lacus es de origen volcánico.
Aunque el Mare Orientale no es visible desde la Tierra, es fácil comprobar que Rima Sirsalis (la más larga del sistema), al menos en su último tramo, no guarda una posición radial con respecto a esa cuenca, sino que es más bien tangencial a ella. Esta comprobación se puede efectuar mediante cualquier buen programa lunar, como el Atlas Virtual de la Luna (AVL), en cuyo caso conviene seleccionar la pestaña del “Globo Entero” para poder situar el Mare Orientale en el centro de la pantalla. De este modo se podrá comprobar que Rima Darwin, que cruza el circo del mismo nombre y a Rima Sirsalis al Este de dicha estructura de impacto, está mejor situada para este asunto. En suma, el impacto del Mare Orientale no pudo haber originado Rimae Sirsalis.
7 Para ampliar información sobre esta materia, puede consultarse el artículo “Mecánica de Impacto”, A. Martos, Neomenia núm. 45, 9/13. 8 Al final del texto hemos incluido una tabla con los datos de todas las fotografías incluidas en este artículo, así como del instrumental utilizado para obtener cada una.
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Foto 1.- Situación del sistema Rimae Sirsalis en el globo lunar.
Nuestra atención se vuelve ahora hacia el Oceanus Procellarum, en busca de la estructura de impacto posible causante de la supuesta grieta tectónica. Un examen detallado de esta región, expuesta en las fotos 3 y 4, cuya calidad deterioraron las condiciones atmosféricas del momento de su captura, revela que Rima Sirsalis (la grieta más larga) arranca del pequeño cráter Sirsalis K (7 Km) y corre en dirección a su hermano algo mayor, Sirsalis J (12 Km).
Debido a la consabida oblicuidad de la visión en esta zona y a que en la ocasión de esta fotografía la libración en longitud era muy poco favorable (0º 48’ O), esta trayectoria puede no antojársenos radial con respecto al Oceanus Procellarum. Pero si recurrimos al mapa del programa AVL, entonces ya no nos cabrá duda de que su posición es radial. ¿Hemos dado con la clave?
Aunque durante mucho tiempo se ha creído así, por desgracia (¿o por suerte para los investigadores?), últimamente se ha recibido “ novissima argumenta ” que han venido a demostrar que tampoco esta suposición se sostiene.
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Foto 2.- Estructuras de impacto y volcánicas en la zona de Rimae Sirsalis.
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En efecto, los resultados que ha aportado el Proyecto GRAIL 9 (Gravity Recovery And Interior Laboratory) de NASA, descartan que el Oceanus Procellarum se haya originado como cuenca de impacto. El informe de su Investigadora Principal, Maria Zuber, hace añicos la idea de que esta estructura sea una cuenca de impacto rellena de lava por el mecanismo que ha rellenado las restantes, sino que el origen de este magma se atribuye a un penacho de lava procedente del manto interno, ¡exactamente igual que en las erupciones magmáticas que ocurren en las dorsales oceánicas de la Tierra!
Ni siquiera existe una cuenca única, pues la forma global de la estructura es poligonal, con ángulos agudos entre las diferentes cavidades, que no han podido ser formados por un impacto colosal, sino por fracturas producidas por las enormes tensiones en la corteza lunar, a que dio lugar el enfriamiento del terreno alrededor del gigantesco penacho de lava ardiente que procedía del interior. En cualquier caso, si el penacho de lava fue originado por un impacto descomunal, hoy no queda rastro del mismo, por lo que la historia del relleno de lava de las cuencas de impacto debe ser re-escrita.
Este aldabonazo postrero nos devuelve al punto de partida, ¿qué clase de estructura es Rimae Sirsalis? Afortunadamente, dos investigadores lunares (Lionel Wilson y James Head, británico el primero y norteamericano el segundo) apuntaron otra teoría explicativa de la formación de esta estructura: un dique geológico. Esta explicación fue divulgada por Charles Wood, columnista lunar de Sky & Telescope, en el número de Octubre de 2005, o sea, mucho antes de que se lanzara el Proyecto GRAIL, no obstante lo cual, encaja como un guante en la explicación del penacho de magma caliente.
En la Tierra, un dique geológico es una formación ígnea intrusiva (o sea, cristalizada desde el magma fundido bajo la superficie y solidificada antes de emerger) de forma tabular, es decir, muchísimo más largo (hasta cientos de kilómetros) que ancho (desde milímetros hasta muchos metros).
En la Luna, un dique es un conducto laminar a través del cual fluye el magma. En los puntos donde el dique alcanza la superficie ocurre una erupción que entierra al propio dique en su propia lava. Cuando la lava es escasa se forman pequeños conos piroclásticos (¿los conos de Marius, alrededor de Rima Marius?) como los que se ven a lo largo de Rima Parry. En el caso de Rimae Sirsalis el dique no alcanzó la superficie, razón por la que no se aprecia vulcanismo en el terreno vecino.
Wilson y Head calcularon que el dique, de entre 400 y 600 m de anchura, surgió desde una fuente de magma situada a 100 Km de profundidad, hasta llegar a unos 2,4 Km de la superficie y aunque no alcanzó a brotar, se extendió lo suficiente para formar la grieta.
Bajo este nuevo punto de vista, Rimae Sirsalis es el mayor de una media docena de diques dispuestos en el limbo occidental del Oceanus Procellarum, mediante los cuales fluyó la lava hacia esta cuenca, punto este que ha resultado rebatido por los resultados de GRAIL, de modo que es posible que el flujo de lava circulara al revés, desde el Oceanus Procellarum hacia el exterior. Otros diques similares existen en las estructuras Mersenius, Grimaldi y Cardanus, pero que sirvieron para aliviar esta estructura en vez de para rellenarla.
9 http://eaps-www.mit.edu/news/2014/solving-mystery-man-moon http://www.hou.usra.edu/meetings/lpsc2014/pdf/2679.pdf http://lpod.wikispaces.com/October+2,+2014 http://lpod.wikispaces.com/October+3,+2014
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Una característica particular que presenta Rimae Sirsalis es una fuerte magnetización local. Aunque el campo magnético de la Luna es actualmente muy débil, se cree que hace 3,8 millares de millones de años pudo ser mucho más intenso y haber tenido carácter global, como el de la Tierra. En este caso, el campo magnético de Rimae Sirsalis representaría el magnetismo “fósil” del campo magnético en aquella era.
Esta anomalía magnética fue descubierta por un subsatélite denominado P&FS2 10 , colocado en órbita lunar por la tripulación del vehículo Apolo-16 en Abril de 1972. Tras varios pases sobre la zona, se descubrió que el magnetismo que se detectaba estaba asociado estrechamente a Rimae Sirsalis, sobre todo en la zona SO, por donde la grieta recorre las terrae y que se desvanecía al sobrevolar el magma del Oceanus Procellarum. Este campo sólo puede provenir de rocas magnetizadas fuertemente que hubieran sido elevadas a la superficie desde el manto, bien fundidas o bien trituradas, a lo largo de un dique muy largo (400 Km) y profundo (300 Km). El descubrimiento de este campo magnético “fósil” fue corroborado en 1999 por la sonda Lunar Prospector.
Una peculiaridad de ese campo magnético remanente es el brillo de la regolita en esta zona. En efecto, el ennegrecimiento de la regolita, que se produce con el tiempo, se debe a la actividad de las radiaciones electromagnéticas que alcanzan la superficie lunar y se evidencia en el contraste con el color brillante del lecho rocoso, cuando es expulsado por los impactos y forma las conocidas radiaciones brillantes visibles alrededor de las estructuras jóvenes.
Pero también se da en los lugares donde existen anomalías magnéticas que desvían las radiaciones. El caso más evidente de este fenómeno es el que constituye Reiner Gamma, 600 Km al Norte de la pareja de cráteres Sirsalis, Sirsalis A.
Basándose en el brillo de la regolita, en su inmadurez óptica (no está obscurecida) y en los rasgos arremolinados de su albedo bajo la influencia del campo magnético, se ha postulado que si Rimae Sirsalis fuera una fosa tectónica, podría representar el residuo de una placa tectónica que durara un tiempo geológicamente breve al principio de la historia de la Luna. Pero estas especulaciones han sido pulverizadas recientemente por el Proyecto GRAIL.
Fuera de toda duda, mientras que el extremo boreal de Rima Sirsalis es claramente visible junto al cratercillo Sirsalis K, no ocurre lo mismo en el extremo Sur, cerca del circo Byrgius (87 Km/4300 m), donde la grieta parece haber sido enterrada por los escombros eyectados desde el Mare Orientale. Ello viene a demostrar que la grieta es muy antigua y que su formación hubo de anteceder a la de dicho mare .
Esta relación de antigüedad comporta otra clave geológica para la interpretación de la zona. Las deyecciones de material desde la cuenca del Mare Orientale debieron aterrizar muy calientes, es decir fundidas y formar charcos de materiales licuificados que, en su momento, pudieron fluir por la grieta desde el SO hacia el NE, o sea, hacia el Oceanus Procellarum. Y el arrastre de este material pesado y candente parece haber ensanchado (hasta 3700 m) y pulido las paredes de la ancha grieta, dejándoles el aspecto de “recién acabado” con que la vemos en la actualidad.
10 Siglas de Particle & Fields subsatellite. Su nombre obedece a que era el satélite de un satélite (la Luna) y a que estaba dedicado al estudio de partículas y campos en las inmediaciones de este astro. El número 2 responde a que se trataba del segundo ingenio colocado alrededor de la Luna, habiendo sido el número 1 de la serie, otro colocado en Agosto del año anterior por la tripulación del vehículo Apolo-15, siguiendo una órbita perpendicular a la del que nos ocupa.
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NUESTRA OBSERVACIÓN.
A la llamada a la observación emitida por TLO en el boletín de Marzo de 2015, el Grupo de Estudios Lunares decidió aprovechar la disponibilidad de una foto de buena calidad de este objeto tomada en 2010, aunque no lo abarca completamente (fotos 5 y 6) y acordó observar Rimae Sirsalis y fotografiarla en la primera ocasión en que la fase de la Luna permitiera la observación de la zona. Tal oportunidad resultó ser el jueves, 2 de Abril (Jueves Santo), cuando la edad de la lunación era de 13,4 días. La coincidencia de la festividad indicada redujo el número de observadores disponibles a los cinco que firman este informe, observando Jorge Arranz por separado.
Los preparativos para la observación comenzaron por aclarar la disparidad de datos que exponen los diversos autores sobre la longitud de Rima Sirsalis (la grieta más larga de las dos): ni Antonín Rükl 11 , el referente mundial de los trabajos lunares para los aficionados, ni Georges Viscardy 12 , dan dato alguno en sus Atlas respectivos, Charles Wood cita 380 Km en Sky & Telescope, Jeremy Cook, en su Lunar Atlas 13 , le asigna 330 Km, Jérôme Grenier, en su Atlas Photographique 14 y Christian Legrand, coautor del AVL, lo reducen a 300 Km, pero Legrand en su “Discover the Moon 15 ” lo alarga hasta 400 Km, coincidiendo con Alan Chu en su Photographic Moon Book 16 y NASA, en su Moon Nomenclature 17 editada por GSFC, lo establece en 426 Km. Incluso Wikipedia contribuye al desconcierto, citando en español 450 Km, en francés 330 Km y en inglés, en polaco y en otros idiomas, 426 Km.
La resolución de tanta ambigüedad (de 300 a 450 Km) pudo alcanzarse merced a la Gazetteer of Planetary Nomenclature 18 , una publicación conjunta de la UAI, NASA y USGS, que acota las máximas extensiones cardinales del sistema de grietas, con los siguientes datos:
Máxima extensión Norte: -9,62º Máxima extensión Este, -57,19º Máxima extensión Sur, -20,86º Máxima extensión Oeste, -65,97º
Con estos datos redondeados fue posible dibujar el rectángulo rojo que aparece en la foto 1, en el cual Rima Sirsalis corre casi exactamente por la diagonal que cruza desde el ángulo superior derecho al inferior izquierdo. Por tanto, a partir de dichos datos es posible calcular la distancia ortodrómica ( d) entre los extremos de la grieta, que resulta ser de:
cos d = cos [sen (-9,62) sen (-20,86) + cos (-9,86) cos (-20,86) cos (-57,19 + 65,97)] d = 14,06º
Seguidamente el módulo de kilómetros por grado para la Luna da la solución:
π π 2 R L 2 1738 Módulo topográfico lunar: ML = = = 30,33 Km/grado 360 360
11 El bien conocido Atlas of the Moon, editado por Hamlyn. 12 Atlas de la Lune, edit. Masson, 1984. 13 Edit. Springer-Verlag, 1999. El título completo es “The Hatfield Photographic Atlas of the Moon”. 14 Astrosurf, varias páginas en francés. 15 Edit. Cambridge University Press, 2003. 16 http://www.cityastronomy.com/moonbook-mirror.htm 17 http://astrogeology.usgs.gov/news/nomenclature/new-name-approved-for-a-crater-on-the-moon 18 http://planetarynames.wr.usgs.gov/Feature/5141 . Este documento indica una longitud de 405 Km.
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Foto 3.- Rimae Sirsalis en su integridad.
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Foto 4.- Estructuras lunares en la región de Rimae Sirsalis.
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De lo que resulta:
Longitud ortodrómica de Rimae Sirsalis = 14,06 x 30,33 = 426,6 Km
A la vista de este resultado, los autores decidimos aceptar la longitud de 426 Km que expone NASA en su publicación citada en la nota 17. Pero creemos que merece la pena hacer una consideración aplicable a otros autores cuyas medidas rondan los 300 Km, en franca discrepancia con la de NASA.
La longitud de 300 Km es exactamente la que se mide desde la pareja de cratercillos Sirsalis F y Sirsalis J, hasta Byrgius, donde termina la grieta larga 19 . Y, curiosamente, es la que registra nuestra fotografía (fotos 5 y 6), tomada en 2010. ¡Parece como si la parte Norte de la grieta, de 126 Km de longitud, presentara alguna dificultad especial para descubrirla al telescopio!
La descripción de Rima Sirsalis que podemos ofrecer, apoyados en lo que vimos y en lo que fotografiamos en dos ocasiones, en Octubre de 2010 (foto 5) y en Abril de 2015 (foto 3), se resume como sigue:
Rima Sirsalis arranca del cratercillo Sirsalis K, en el Oceanus Procellarum y discurre durante los primeros 40 Km hacia el OSO, hasta rebasar la “orilla” de dicho “océano”. Seguidamente tuerce ligeramente hacia el SO, dirección que predominará en gran parte de su trayecto.
A unos 80 Km de esa inflexión, resulta interrumpida por el cratercillo Sirsalis J, cuyo suelo cóncavo lo caracteriza como estructura de impacto de baja energía (no hay fundidos). Quizá sea un cráter secundario, junto con Sirsalis F, de Sirsalis, dada la juventud del trío. En este caso, la grieta demuestra ser de mayor edad que el cráter (como era de esperar).
El siguiente tramo, de 120 Km la lleva a través de las terrae , hasta otro cratercillo de baja energía, Crüger C, donde resulta parcialmente recubierta por el terraplén de éste. Si Crüger C es un secundario de Crüger, Rima Sirsalis es más antigua que ambos.
En este punto se une con Rima Sirsalis I, otorgando nombre plural al sistema que nos ocupa. No obstante, los mapas de USGS muestran la existencia de otras cuatro diminutas grietas, Sirsalis II, III, IV y V, situadas alrededor de la pareja Sirsalis-Sirsalis A, que nuestras fotos no han captado y que refuerzan la pluralidad de este sistema.
Unos 70 Km más adelante la grieta cruza una depresión llana anónima para luego atravesar el cráter De Vico A. El criterio de superposición indica que este cráter más antiguo que la grieta y que, por tanto, no puede estar relacionado con el joven y pequeño De Vico (como creemos que nunca nadie ha supuesto).
Finalmente, Rimae Sirsalis describe una amplia curva hacia el SE, en la que cruza las poco definidas componentes de Rimae Darwin, para terminar enterrada en las proximidades del diminuto Byrgius P.
19 En efecto, si en la fórmula del coseno dada más arriba se substituye las coordenadas de Sirsalis K por las de Sirsalis F, o las de Sirsalis J, se obtiene ese resultado.
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CRÓNICA
Desgraciadamente la noche del 2 de Abril presentó mala visibilidad, con jirones de nubes bajas que diluían los detalles y un halo espectacularmente grande y blanco que denunciaba la presencia de cristales de hielo en la estratosfera. Por otra parte, la altura del Sol sobre la grieta 20 , 10,6º, tampoco aportaba ventaja alguna para vislumbrar un objeto de unos 230 m de profundidad media, según Head y Wilson 21 .
Al principio de la noche (hacia las 20:30 T.U.), con la Luna a 35º de elevación, la mala visibilidad desde Villaviciosa de Odón impedía localizar la grieta con el telescopio refractor acromático (15 cm, f/8) y óptica de mediano poder (100x) montada sobre filtros polaroides. A pesar de disponer de un mecanismo eléctrico, la dificultad impuesta por la turbulencia obligaba a hacer desesperados esfuerzos para conseguir el enfoque, pulsando una y otra vez los botones del mando.
Hacia las 21:00 Eduardo pidió retirar los filtros y cambiar la óptica para probar a descubrirla con oculares de alto poder (de 7 y 5 mm de focal), pero sin éxito, por lo que hacia las 21:30 y tras varios intentos de descubrir su trazado sobre la blanquecina superficie iluminada, dos miembros del grupo (Eduardo y Alberto) prefirieron preparar el telescopio reflector newtoniano (20 cm f/7,2) para la toma fotográfica con la cámara QHY-5, con la esperanza de que el sensor CCD captara los rasgos mejor que el ojo humano.
Al ocular de 5 mm en el refractor (240x) quedaron impertérritos Nieves y José, para quienes las nubes guardaron su mejor recompensa: hacia las 22:00, el halo desapareció y la visibilidad mejoró, con lo que Rimae Sirsalis salió a escena en la vecindad del negro cráter Crüger, donde la grieta presenta un tramo recto y limpio (ver fotos 3, 4, 5 y 6).
Nieves exclamaba exultante, “Veo muy bien la grieta junto a Crüger A, pero más arriba, hacia Sirsalis F y J el brillo del suelo no deja verla”. Comoquiera que los pequeños cráteres Sirsalis F (13 Km) y Sirsalis J (12 Km) son excelentes marcas de posición, gracias a sus hermanos mayores Sirsalis (41 Km) y Sirsalis A (42 Km), la invisibilidad de la grieta no puede deberse a otra causa que al brillo del suelo lunar. En cuanto al tramo Norte, desde la pareja Sirsalis F-J hasta Sirsalis K (en el Oceanus Procellarum), José en su turno, sólo pudo verlos fugaz y ocasionalmente.
Por otra parte, desde su observatorio en solitario Jorge Arranz pudo observar con claridad la zona Sur de la grieta, hasta Rima Darwin. Y sólo durante breves instantes el tramo entre De Vico y Crüger A, con su reflector dobsoniano de 25 cm f/5, utilizando un ocular de 8 mm con lente de Barlow x2 (310x). Es decir que como en el caso de los observadores citados más arriba, unos y otros ahora veían ¡exactamente los 300 Km del tramo austral! Al margen de las deplorables condiciones en que se realizó nuestra observación, el gran brillo de la regolita (recuérdese que la fase de la lunación es dos días antes del plenilunio) esconde el tramo superior de Rima Sirsalis deslumbrando los ojos del observador.
20 Calculada con el programa COLONG, desarrollado por un miembro del Grupo. 21 http://www.lpod.org/archive/LPOD-2004-10-04.htm . En su publicación, ambos autores estiman la longitud de la grieta en 380 Km.
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En Villaviciosa, quienes habíamos optado por preparar la observación fotográfica no nos atrevíamos a interrumpir a quienes ya observaban Rimae Sirsalis, conscientes de que el plazo de buena visibilidad podía ser muy breve, quizá más corto que el período de adaptación del ojo. Parecía más conveniente disponerse para la fotografía antes de que volvieran las nubes y dejar que quienes ya estaban habituados a la imagen, tomaran notas mentalmente de lo que veían.
Algo antes de las 22:30 el telescopio reflector estaba configurado con la cámara QHY-5 montada y provista de una lente Barlow x2. Pero la visibilidad había vuelto a empeorar y el enfoque parecía imposible, no obstante que utilizábamos un dispositivo electrónico (SELETEK) instalado en este instrumento, que se manipulaba mediante ordenador. A pesar de que la altura de la Luna sobre el horizonte había subido a 48º, los rasgos bailaban en la pantalla y no había punto de referencia para el enfoque. Finalmente, con los ojos clavados en Sirsalis y Sirsalis A, se obtuvo el enfoque “menos malo” y a las 22:36 se grabó un video AVI de 150 cuadros con la ventana de la cámara reducida a 1024 x 644 píxeles, para eliminar las zonas sobre-expuestas y abreviar el tiempo de proceso, pensando que iba a ser de prueba. Por supuesto, durante la grabación Rimae Sirsalis apenas se veía en la pantalla del ordenador.
Una inspección rápida del video mostró la mala calidad de las imágenes, lo que despertó el temor de que no hubiéramos captado el objeto deseado. Y lo peor era que, en ese intervalo de tiempo la visibilidad había empeorado tanto que no merecía la pena probar a hacer otra toma. La observación se suspendió hacia las 23:00, cuando las condiciones del cielo eran ya francamente desalentadoras, precisamente al llegar la Luna a su culminación.
Como tanto la cámara en el reflector, como el ocular en el refractor, mostraban una imagen “desapacible”, se decidió aprovechar el tiempo procesando el video obtenido. Pese a ello no se desmontaron los telescopios, sino que se mantuvieron funcionando durante todo el tiempo que se dedicó al proceso de la imagen, con la esperanza de reanudar la observación y tomar otro video más largo.
El proceso con Registax volvió a sorprendernos al mostrar la imagen de la grieta en su totalidad, bien que con una calidad deplorable que obliga a escrutar la imagen con cierta dosis de buena voluntad (fotos 3 y 4). Afortunadamente, para participar en la llamada a la observación emitida por TLO, disponíamos de la foto anterior (fotos 5 y 6) para poder extraer de entre las dos alguna información de valor geológico, que resumimos seguidamente.
Terminado este proceso y a la vista de que las condiciones climáticas continuaban deteriorándose, hacia las 23:45 se dio por terminada la observación, felicitándonos los participantes por haber conseguido captar la esquiva grieta en nuestra fotografía, a pesar de las dificultades impuestas por “los elementos”.
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RESULTADO DE LA OBSERVACIÓN
OBJETO LAT. LONG. LARGO ANCHO PROF. EPOCA UAI 5141 15,7º S 61,7º O 426 Km 3700 m 230 m Ímbrica
La interpretación del panorama que se ve en las fotos requiere establecer algunos conceptos de mecánica de impacto, no incluidos en el artículo citado en la nota 7, en razón de que en dicho estudio solamente se hacía referencia a las estructuras de impacto mayores, es decir a las cuencas. Sin embargo aquí nos restringimos a las estructuras menores, o sea a los circos (las de diámetro mayor de 50 Km, pero menor que el de la cuencas, 300 Km), los cráteres (las de tamaño comprendido entre 50 y 8 Km), los cratercillos (las de tamaño comprendido entre 8 y 2 Km) y los hoyos (las de tamaño inferior a 2 Km).
Esta clasificación por tamaños que acabamos de exponer, está relacionada directamente con la energía que desarrolló en su momento el impacto formador de la estructura y se refleja en el aspecto final de la misma. Ello permite establecer una clasificación morfológica en los términos que siguen:
La formación de los circos es el resultado de colisiones da energía elevada, en las que la producción de calor fue suficiente para fundir el material que quedaba en el fondo de la cavidad excavada, rellenándolo de lo que se ha dado en llamar “fundidos por impacto” (impact melts). Como es normal en materiales fundidos, el suelo se rellenó completamente y su aspecto final es plano, pero no necesariamente obscuro. Además, la enorme onda de compresión a que se ve sometido el suelo lunar, seguida de la onda de rarefacción que sobreviene cuando el proyectil se volatiliza y el material del suelo es expulsado, da lugar al rebote del mismo, originando un pico central o una o varias montañas centrales. En general, estas grandes estructuras de impacto suelen ser antiguas o muy antiguas, y como ejemplos se puede citar a Mersenius y a Byrgius.
La formación de cráteres puede también dar lugar a estructuras de aspecto similar, es decir, con suelo llano y pico central, pero el impacto suele no ser tan enérgico como para fundir el material del suelo. En estos casos los resultados del rebote quedan visibles en forma de suelo accidentado con uno o varios picos centrales, o una o varias montañas. Ahora bien, en las estructuras muy antiguas, el pico o la montaña central pueden haber resultado destruidos por impactos posteriores. Buenos ejemplos son Sirsalis (con pico central) y Sirsalis A (sin él). Cuando el suelo es negro y no se ve pico central, como en el caso de Crüger, Billy y Zupus, la estructura ha sido rellenada con lava aflorada mucho después de la excavación.
La formación de los cratercillos y los hoyos se debe a impactos de la menor energía posible, cuya excavación no produce efectos secundarios sobre el suelo, con lo que queda al aire la cavidad final, reconocible por su aspecto de copa. Como la velocidad mínima de caída de los meteoritos es la velocidad de escape lunar (2,4 Km/s), resulta demasiado elevada para producir estas estructuras, de modo que la naturaleza de la mayor parte de ellas es de cráteres secundarios, o sea producidos por fragmentos expulsados de otras cavidades mayores vecinas. En general, las familias de cratercillos asociadas al nombre de otro mayor, como Sirsalis F y Sirsalis J, suelen ser estructuras secundarias, aunque no necesariamente originadas por la estructura mayor que les da nombre, como es evidente en el caso de De Vico A y De Vico T, que son de tamaño mayor que De Vico.
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Foto 5.- El tramo austral de Rimae Sirsalis mide 300 Km de largo.
ADVERTENCIA: la información que exponemos a continuación ha sido recopilada principalmente del examen de las fotografías 3 y 5, más bien que de la observación telescópica, por las razones que hemos descrito en el apartado precedente.
El punto de vista general con que interpretamos la zona que ocupa Rimae Sirsalis se rige por las descripciones geológicas que hemos expuesto en la primera parte: depósitos dispersos de materiales fundidos, formados por las eyecciones procedentes de la formación del Mare Orientale y los afloramientos aleatorios de lava procedentes del dique.
Grimaldi y Darwin son las estructuras más antiguas de la zona y ambas tienen suelos recubiertos de lava. El de Grimaldi es uno de los más obscuros de la Luna, quizá por la antigüedad de su lava, que afloraría a mayor temperatura y sería más rica en magnesio que la lava que surgió en otros puntos más jóvenes.
El suelo de Darwin está cortado por Rimae Darwin, una circunstancia normal en suelos magmáticos. Pero presenta un domo y esto no es propio de los suelos de dicha clase, lo que sugiere que la lava ha sido un recubrimiento posterior a la formación de Darwin.
Damoiseau es un cráter de suelo fracturado situado junto al Oceanus Procellarum.
Crüger tiene el suelo recubierto de lava tan obscura como la de Grimaldi, pero su rareza principal es que esa lava no ha sido recubierta posteriormente por otras eyecciones. Por tanto, es posterior a la formación del Mare Orientale.
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Foto 6.- Estructuras lunares visibles en la foto anterior.
Al NO de Crüger existe otro charco magmático de color muy obscuro: Lacus Aestatis.
Billy, Hansteen y Zupus son cráteres del mismo tamaño, situados en el borde del Oceanus Procellarum, cuyo aspecto llama la atención. Billy y Hansteen son de la misma edad, pero poseen suelos muy diferentes. El de Billy es magmático, pero el de Hansteen, que se halla rodeado por las lavas del Oceanus , no lo es. Zupus es mucho más viejo, de la edad de Crüger y, pese a ser el más alejado del Oceanus Procellarum, también posee un suelo recubierto de lava muy obscura.
El cráter Fontana es muy antiguo y tiene el suelo liso, sin rastro de magma.
Mersenius y Cavendish son circos más antiguos que Zupus. La forma convexa del suelo de Mersenius revela la existencia de lava, aunque su color no la delata. Sin embargo, el suelo de Cavendish, que presenta dos cráteres parietales, no muestra recubrimiento magmático alguno.
Sirsalis es un cráter muy profundo, posee el suelo llano y un pico central. Sirsalis A, que subyace al anterior, es un cráter muy viejo, del mismo tamaño y con suelo llano.
Henry y Henry Fréres tienen el mismo tamaño y fondo muy distinto. El de Henry es plano, mientras que el de Henry Fréres está acribillado. Además, ambos están cruzados por radiaciones de Byrgius A.
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Byrgius posee el suelo recubierto de fundidos por impacto y está cruzado por una radiación de Byrgius A.
De Vico tiene el suelo cóncavo con una pequeña zona plana central. Sin embargo, su origen resulta demasiado joven para ser asociado como secundario a la cuenca del Mare Orientale.
De Vico A es mucho mayor y mucho más viejo, y está cruzado por Rimae Sirsalis, aspecto éste que revela que la grieta es más antigua aún.
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La tabla I contiene la relación por orden de edad, de todas las estructuras examinadas durante la observación. El color amarillo indica estructuras secundarias.
TABLA I NOMBRE DIMENSIONES COLONG ÉPOCA EDAD Grimaldi 222 Km / 2000 m 67º Pre-nectárico 4,55 – 3,92 Darwin 130 Km / 3050 m 70º Fontana 31 Km / 1500 m 57º Henry Fréres 42 Km / 2000 m 59º Rocca 91 Km / ? m 74º Byrgius 87 Km / 4300 m 65º Byrgius P 19 Km 65º Mersenius 84 Km / 2300 m 48º Nectárico 3,92 – 3,85 Mersenius B 15 Km 50º Mersenius D 34 Km 45º Cavendish 56 Km / 2340 m 54º Cavendish E 24 Km 54,5º De Vico A 32 Km 63º Henry 41 Km / ? m 57º Zupus 48 Km / ? m 52º Crüger 46 Km / 490 m 67º Ímbrico infer. 3,85 – 3,80 Crüger A 27 Km 63º Crüger C 12 Km 62º Lacus Aestatis 50 x 30 Km - Sirsalis Rimae 426 Km / 3000 m 60º O. Procellarum 2500 Km / 500 Km - Billy 46 Km / 1210 m 50º Ímbrico super. 3,85 -3,2 Hansteen 45 Km / 1250 m 52º Damoiseau 36 Km / 1200 m 61º Sirsalis 42 Km / 3100 m 60,4º Sirsalis A 49 Km / ? 61,3º Eratosteniano 3,2 – 1,1 De Vico 20 Km / 1370 m 60º De Vico T 41 Km / ? m 62º
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Las tablas que siguen condensan la información sobre los instrumentos utilizados en la observación visual y en las fotografías, las cámaras, las configuraciones con las que se han tomado las cuatro fotografías y las efemérides lunares correspondientes.
INSTRUMENTOS Telescopio Tamaño Observ. Oculares / cámaras Filtro Enfoque Montura Refractor 15 cm f/8 Visual 20-12-7-5-3,6 mm Polaroide Eléctrico Ecuatorial Reflector 20 cm f/7,2 Foto. Cámaras No Electrónico Ecuatorial Reflector 25 cm f/5 Visual 8 mm + Barlow x2 Verde Manual Dobson
CÁMARAS 1 Canon EOS 1000D en blanco y negro. 2 QHY 5 en blanco y negro. 3 Tou CamPro en blanco y negro
FOTOGRAFÍAS FOTO CÁMARA BARLOW FILTRO Cuadros 1 1 x1 No 100 2 1 x2 No 100 3/4 2 x2 No 150 5/6 3 x2 IR-UV
EFEMÉRIDES FOTO FECHA HORA EDAD COLON TA LLAT LLON VISIB 1 2014-03- 00:26:00 13,69 73º 42’ 30,14’ 6º 01’ -2º 58’ 8/10 15 2 2014-03- 00:01:05 13,69 73º 42’ 30,14’ 6º 01’ -2º 58’ 8/10 15 3 2015-04- 22:36:00 13,54 73º 36’ 29,79’ 2º 10’ -0º 43’ 4/10 02 5 2010-10- 23:10:00 13,17 68º 24’ 29,99’ -6º 06’ -1º 59’ 8/10 20
CLAVES : COLON = colongitud TA = tamaño angular de la Luna (‘) LLAT = libración en latitud (º) LLON = libración en longitud (º) VISIB = visibilidad (sobre 10)
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